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日冕发表评论(0)编辑词条

    日冕是太阳大气的最外层,厚度达到几百万公里以上。日冕温度有100万摄氏度,粒子数密度为1015m-3。在高温下,氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快,以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚,射向太阳的外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层的还要弱。日冕可人为地分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处;中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径,也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕(以上距离均从日心算起)。广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。

(图)日冕


  日全食时,黑暗的太阳外围是银白色的光芒,像帽子似地扣在太阳上,因此称为日冕。 日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕,需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大,用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕,一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远,或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕,它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些,但它的密度也低于地球大气的十亿分之一,几乎接近真空。 日冕的形状很不规则,有时候呈圆形,有时候呈扁圆形,结构也很精细,在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处,太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽”。
  2002年5月15日,美国航空航天局公布了一张日冕环景象的照片。这一壮观景象是因太阳磁场增强并穿过光球层和色球层,影响到日冕层产生的。增强后的磁场控制日冕层的离子流并呈现拱形或环形的管状形态。日冕环形态多样,大多数体积巨大,其跨度往往超过数个地球。
  当发生日全食时,月亮会在太阳表面投下一个被灰蓝色光环围绕着的圆盘状阴影,这一灰蓝色的圆环即称为日冕,它常被描写成异常绚丽的飘带。起初,天文学家们还无法确定这种灿烂的光芒到底是来自太阳还是月亮,但他们很快就找到了答案,即来自太阳。

    日全食时看到的日冕

    所谓“日冕”的光芒实际上来自于太阳的外部大气层,其亮度只有太阳本身的百万分之一,因此只能在发生日食时才能被看到。日冕产生的光辉只有整个月球反射太阳光的一半,在发生日食时,正是日冕发出的光芒才未使整个世界陷入一片黑暗。
  1931 年,法国天文学家博纳德弗第南德李奥特发明了日冕仪,这一发明使人们在阳光普照时也能够对日冕产生的光线进行观测。在这一仪器的帮助下,我们最终发现日冕是太阳的一部分。
  当时,人们在对日冕进行研究时发现,日冕产生的谱线并不属于光谱中的某一范围。1868 年,法国天文学家皮埃尔J.C.詹森在印度对一次日食进行观测时,曾对日冕谱线进行了记录,并将记录寄给了英国天文学家约瑟夫诺曼洛克伊尔,他是一位公认的光谱学专家。通过认真的研究,洛克伊尔认为这些谱线意味着在太阳大气中存在一种未知的新元素,他将其命名为“氦”,这个称谓在希腊语中意思是“太阳”, 也就是“太阳中含有的元素”的意思。不过,这论断没过多久就被推翻了。1895 年,苏格兰化学家威廉姆雷姆塞发现在地球上同样存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一种最先被发现于地球以外的天体上的元素。

(图)日冕1999年日食期间拍到的日冕

日冕还产生其他一些奇特的谱线,但这并不意味日冕中还存在什么未知的元素。反之,这些谱线说明日冕中所含元素的原子中都含有不同数量的电子,而在高温条件下,某些电子将脱离原子的束缚。1942 年,瑞典物理学家本杰特爱德兰认为日冕中的某些特殊谱线是铁、碳和镍原子在失去电子的情况下产生的。日冕的温度很高,其数值达百万数量级,这并非臆想,而是以日冕发射的高能量X射线为依据的。不过,这种超高温仅仅集中在日冕的个别原子中。而且这些原子广泛分布于整个日冕中,其热量总和并非高。
  日冕并没有突出的边缘,而是不断延伸,逐渐与整个太阳系融为一体,并在延伸的过程中逐渐减弱,直至对行星的运动无法构成任何可观的影响为止。太阳蕴含的热量将驱使带电粒子沿不同方向向太阳外部迸射,美国物理学家尤金纽曼巴克尔于1959 年时曾经对此做出预言。1962 年,“水手-2 号”探测器升至太空抵达金星时所探测到的结果验证了这个预言。这种带电粒子的迸射被人们称为“太阳风”,其速度为400—700 公里/秒。“太阳风”的作用使各彗星的尾部均指向背离太阳的方向。同时,构成“太阳风”的带电粒子还会不断撞击各个行星,而且如果行星上具有南北极(正如地球上那样),那么带电粒子将由其北极向南极运动。

    温度

    日冕的温度非常高,可达200万度。令人不可思议的是,离太阳中心最近的光球,温度是几千度。稍远些的色球,温度从上万度到几万度。而距离太阳中心最远的日冕,温度竟然高达百万度。这一反常的现象意味着什么,科学家们目前还未找到合理的解释。

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